Crédit d'image: Hubble
La galaxie spirale PGC 69457 est située près de la limite des constellations automnales Pégase et Verseau à environ 3 degrés au sud de la troisième magnitude Theta Pegasi - mais ne creusez pas ce réfracteur de 60 mm pour le rechercher. La galaxie est en fait à environ 400 millions d'années-lumière et a une luminosité apparente de magnitude 14,5. L'automne prochain pourrait donc être le bon moment pour rencontrer votre ami «astro-nut» qui se dirige toujours vers le soleil couchant pour s'éloigner des lumières de la ville avec un instrument amateur plus grand, beaucoup plus grand…
Mais il y a beaucoup de galaxies de 14e magnitude dans le ciel - qu'est-ce qui rend le PGC 69457 si spécial?
Pour commencer, la plupart des galaxies ne "bloquent" pas la vue d'un quasar encore plus éloigné (QSO2237 + 0305). Et si d'autres existent, peu ont juste la bonne distribution des corps à haute densité nécessaire pour faire «plier» la lumière de manière à ce qu'un objet autrement invisible soit visible. Avec le PGC 69457, vous obtenez non pas une - mais quatre - vues distinctes de 17e magnitude du même quasar pour la difficulté de mettre en place un dobson de 20 pouces à tube de treillis. Est-ce que ça vaut le coup? (Pouvez-vous dire «quadrupler votre plaisir d'observation»?)
Mais le phénomène derrière une telle vision est encore plus intéressant pour les astronomes professionnels. Que pouvons-nous apprendre d'un effet aussi unique?
La théorie est déjà bien établie - Albert Einstein l'a prédit dans sa «Théorie générale de la relativité» de 1915. L'idée centrale d'Einstein était qu'un observateur subissant une accélération et un stationnaire dans un champ gravitationnel ne pouvait pas faire la différence entre les deux sur leur «poids». ". En explorant cette idée au maximum, il est devenu clair que non seulement la matière, mais la lumière (malgré son absence de masse) subit le même genre de confusion. Pour cette raison, la lumière approchant un champ gravitationnel à un angle est "accélérée vers" la source de la gravité - mais parce que la vitesse de la lumière est constante, cette accélération n'affecte que le chemin et la longueur d'onde de la lumière - pas sa vitesse réelle.
La lentille gravitationnelle elle-même a été détectée pour la première fois au cours de l'éclipse solaire totale de 1919. Cela a été vu comme un léger changement dans la position des étoiles près de la couronne solaire du Soleil capturée sur des plaques photographiques. En raison de cette observation, nous savons maintenant que vous n'avez pas besoin d'un objectif pour plier la lumière - ni même de l'eau pour réfracter l'image de ces carpes nageant dans l'étang. La matière semblable à la lumière emprunte le chemin de moindre résistance, ce qui signifie suivre la courbe gravitationnelle de l'espace ainsi que la courbe optique d'une lentille. La lumière de QSO2237 + 0305 ne fait que ce qui vient naturellement en surfant sur les contours de "l'espace-temps" se formant autour d'étoiles denses situées le long de la ligne de visée d'une source éloignée à travers une galaxie plus voisine. La chose vraiment intéressante à propos de la Croix d'Einstein se résume à ce qu'elle nous dit sur toutes les masses impliquées - celles de la galaxie qui réfracte la lumière, et la Grande au cœur du quasar qui la source.
Dans leur article «Reconstruction des courbes de lumière de microlentille de la croix d'Einstein», l'astrophysicien coréen Dong-Wook Lee (et al) de l'Université de Sejong en association avec l'astrophysicien belge J. Surdez (et al) de l'Université de Liège, a trouvé des preuves d'une disque d'accrétion entourant le trou noir dans Quasar QSO2237 + 0305. Comment une telle chose est-elle possible aux distances impliquées?
Les lentilles en général «collectent et focalisent la lumière» et ces «lentilles gravitationnelles» (Lee et al postulent au moins cinq corps de faible masse mais fortement condensés) au sein du PGC 69457, font de même. De cette façon, la lumière d'un quasar qui se déplacerait normalement loin de nos instruments «enveloppe» la galaxie pour venir vers nous. Pour cette raison, nous «voyons» 100 000 fois plus de détails qu'il ne serait autrement possible. Mais il y a un hic: malgré une résolution 100 000 fois supérieure, nous ne voyons toujours que la lumière, pas les détails. Et parce qu'il y a plusieurs masses réfractant la lumière dans la galaxie, nous voyons plus d'une vue du quasar.
Pour obtenir des informations utiles du quasar, vous devez collecter la lumière sur de longues périodes de temps (des mois à des années) et utiliser des algorithmes analytiques spéciaux pour rassembler les données résultantes. La méthode utilisée par Lee et ses associés s'appelle LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE lui-même est un acronyme pour High Amplification Events). En utilisant LOHCAM et les données disponibles de OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) et GLIPT (Gravitational Lens International Time Project), l'équipe a déterminé non seulement que LOHCAM fonctionne comme prévu, mais que QSO2237 + 0305 peut inclure un disque d'accrétion détectable (duquel il tire de la matière pour alimenter son moteur léger). L'équipe a également déterminé la masse approximative du trou noir des quasars, la taille de la région ultraviolette qui en rayonne et estimé le mouvement transversal du trou noir lors de son déplacement par rapport à la galaxie spirale.
On pense que le trou noir central de Quasar QSO2237 + 0305 a une masse combinée de 1,5 milliard de soleils - une valeur rivalisant avec celle des plus grands trous noirs centraux jamais découverts. Un tel nombre de masse représente 1% du nombre total d'étoiles dans notre propre galaxie de la Voie lactée. Pendant ce temps et en comparaison, le trou noir du QSO2237 + 0305 est environ 50 fois plus massif que celui du centre de notre propre galaxie.
Sur la base des «doubles pics» de luminosité du quasar, Lee et al ont utilisé LOHCAM pour déterminer également la taille du disque d'accrétion du QSO2237 + 0305, son orientation et ont détecté une région d'obscurcissement centrale autour du trou noir lui-même. Le disque lui-même mesure environ 1/3 d'une année-lumière de diamètre et est tourné face vers nous.
Impressionné? Ajoutons également que l'équipe a déterminé le nombre minimum de microlentilles et de masses associées trouvées dans la galaxie des lentilles. Selon la vitesse transversale supposée (dans la modélisation LOHCAM), la plus petite plage va de celle d'une géante gazeuse - comme la planète Jupiter - à celle de notre propre Soleil.
Alors, comment fonctionne ce truc «trou»?
Les projets OGLE et GLIPT ont surveillé les changements dans l'intensité de la lumière visuelle qui nous est transmise depuis chacune des quatre vues de 17e magnitude du quasar. Étant donné que la plupart des quasars sont insolubles, en raison de leurs grandes distances dans l'espace, par télescope. Les fluctuations de luminosité ne sont considérées que comme un seul point de données basé sur la luminosité de l'ensemble du quasar. Cependant, QSO2237 + 0305 présente quatre images du quasar et chaque image met en évidence une luminosité provenant d'une perspective différente du quasar. En surveillant télescopiquement les quatre images simultanément, de légères variations d'intensité d'image peuvent être détectées et enregistrées en termes d'amplitude, de date et d'heure. Sur plusieurs mois, voire plusieurs années, un nombre considérable de ces «événements à forte amplification» peuvent se produire. Les modèles émergeant de leur occurrence (d'une vue de 17ème magnitude à la suivante) peuvent ensuite être analysés pour montrer le mouvement et l'intensité. De là, une vue à très haute résolution d'une structure normalement invisible à l'intérieur du quasar est possible.
Pourriez-vous et votre ami avec ce dob-newtonien de 20 pouces faire cela?
Bien sûr, mais pas sans un équipement très coûteux et une bonne maîtrise de certains algorithmes d'imagerie mathématique complexes. Un bon endroit pour commencer, cependant, pourrait simplement être de parcourir la galaxie et de s'accrocher à la croix pendant un certain temps…
Écrit par Jeff Barbour
